Залишок наднової
Залишок наднової (англ. SuperNova Remnant, SNR) — газопилова структура, яка утворилася як результат вибуху наднової зорі. Під час вибуху наднової викинута нею маса розлітається навсебіч, утворюючи ударну хвилю, яка з часом розширюється, змітаючи по дорозі міжзоряну речовину.
Методами радіоастрономії в нашій Галактиці виявлено понад 100 залишків наднових, з них близько 40 спостерігаються в оптичному діапазоні[1]. Один із найкраще досліджених залишків молодих наднових був утворений SN 1987A, надновою у Великій Магеллановій Хмарі, яку спостерігали в лютому 1987 року. Інші добре відомі залишки наднових включають Крабоподібну туманність; залишок наднової Тихо SN 1572, названої на честь Тихо Браге, який дослідив цю наднову; залишок наднової Кеплера SN 1604, названий на честь Йоганна Кеплера. Наймолодшим відомим залишком у Чумацькому Шляху є G1.9+0.3[en], виявлений у Галактичному центрі[2].
Існує два можливі сценарії народження наднової:
- Наднові типів Ib, Ic і II: Масивна зоря вичерпує пальне у ядрі, що призводить до зупинки виробництва термоядерної енергії й спричиняє гравітаційний колапс. Падіння зовнішніх шарів, багатих на термоядерне пальне, на розігріте ядро спричиняє надзвичайно потужний термоядерний спалах та перетворення на нейтронну зорю або чорну діру
- Наднові типу Ia: Білий карлик у подвійній системі шляхом акреції накопичує речовину зорі-компаньйона, досягає межі Чандрасекара й перетворюється на наднову, зазнаючи термоядерного спалаху.
В обох випадках більша частина маси наднової викидається зі швидкістю до 10 % швидкості світла (порядку 30 000 км/с). Коли викинута речовина рухається з такою надзвуковою швидкістю, перед нею утворюється ударна хвиля, а плазма перед ударним фронтом нагрівається до температур у мільйони кельвінів. Ударна хвиля поступово охоплює все більший простір і з часом сповільнюється, однак продовжує розширюватися протягом сотень або тисяч років, досягаючи радіусів у десятки парсеків, перш ніж її швидкість впаде нижче місцевої швидкості звуку.
Залишок наднової під час свого розвитку проходить наступні стадії[3]:
- Вільне розширення викинутої речовини, триває доти, поки маса поглиненої ударною хвилею міжзоряної речовини не перевищить масу викинутої зоряної речовини. Тривалість стадії — від десятків до кількох сотень років, залежно від густини навколишнього середовища.
- Істотне уповільнення ударної хвилі, утворення зворотної (внутрішньої) ударної хвилі, яка з часом досягає центру залишку. Залишок входить у фазу Сєдова-Тейлора, що добре описується автомодельним аналітичним рішенням. Зіткнення ударних хвиль розжареного газу супроводжуються потужним рентгенівським випромінюванням.
- Формування тонкої та щільної зовнішньої оболонки (товщиною менше 1 пк, та густиною 1—100 мільйонів атомів/м³) навколо дуже гарячої (кілька мільйонів К) внутрішньої порожнини та охолодження оболонки. Настання фази радіаційного охолодження. Оболонка залишку стає доступною для спостереження у видимому спектрі завдяки рекомбінації іонізованих атомів водню та кисню.
- Охолодження внутрішньої порожнини залишку. Щільна оболонка продовжує розширюватися по інерції. На цій стадії залишок наднової виразно видно в діапазоні випромінювання атомів нейтрального водню.
- Злиття з навколишнім середовищем. Швидкість розширення оболонки сповільнюється до середньостатистичних швидкостей у навколишньому просторі, приблизно через 30 000 років, речовина залишку зливається з міжзоряною речовиною, передаючи в її турбулентний рух решту своєї кінетичної енергії.
Молоді залишки наднових зберігають особливості наднової, такі як хімічний склад та геометрія оболонки. Параметри старих залишків здебільшого залежать від міжзоряного газу, який «нагребла» оболонка під час розширення[1].
Молоді залишки наднових поділяють на два типи[1]: оболонкові та плеріони. В оболонкових яскравість радіозображення зростає від центру до периферії. У плеріонах яскравість зображення зростає до центру й оболонкова структура не спостерігається. Фізичною основою відмінностей між двома типами є наявність або відсутність пульсара. За наявності пульсара, який є потужним джерелом релятивістських частинок, залишок наднової стає плеріоном. У процесі ослаблення пульсара залишок перетворюється на оболонковий. Усі старі залишки мають оболонковий тип[1].
Залишки наднових вважаються основним джерелом галактичних космічних променів[4][5][6]. Зв'язок між космічними променями та ударними хвилями наднових вперше запропонували Вальтер Бааде та Фріц Цвіккі в 1934 році. Віталій Гінзбург і Сергій Сироватський у 1964 році зауважили, що 10-відсоткової ефективності прискорення космічних променів у залишках наднових має вистачати, щоб компенсувати втрати космічних променів Чумацького Шляху. Прискорення космічних променів в ударних фронтах відбувається за механізмом прискорення Фермі[7][8], який запропонував Енріко Фермі в 1949 році[9]. Однак цей механізм не здатний забезпечувати енергії понад 1018 еВ, тому промені надвисоких енергій мають прискорюватися іншими механізмами[10].
- ↑ а б в г Залишок наднової // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 161. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ Discovery of most recent supernova in our galaxy May 14, 2008
- ↑ Reynolds, Stephen P. (2008). Supernova Remnants at High Energy. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46 (46): 89—126. Bibcode:2008ARA&A..46...89R. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145237.
- ↑ K. Koyama; R. Petre; E.V. Gotthelf; U. Hwang та ін. (1995). Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006. Nature. 378 (6554): 255—258. Bibcode:1995Natur.378..255K. doi:10.1038/378255a0.
- ↑ Supernova produces cosmic rays. BBC News. 4 листопада 2004. Процитовано 28 листопада 2006.
- ↑ SNR and Cosmic Ray Acceleration. NASA Goddard Space Flight Center. Архів оригіналу за 21 лютого 1999. Процитовано 8 лютого 2007.
- ↑ S.P. Reynolds (2011). Particle acceleration in supernova-remnant shocks. Astrophysics and Space Science. 336 (1): 257—262. arXiv:1012.1306. Bibcode:2011Ap&SS.336..257R. doi:10.1007/s10509-010-0559-8.
- ↑ Ultra-High Energy Cosmic Rays. University of Utah. Процитовано 10 серпня 2006.
- ↑ E. Fermi (1949). On the Origin of the Cosmic Radiation. Physical Review. 75 (8): 1169—1174. Bibcode:1949PhRv...75.1169F. doi:10.1103/PhysRev.75.1169.
- ↑ Ultra-High Energy Cosmic Rays. University of Utah. Процитовано 10 серпня 2006.
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Залишок наднової
- В. Г. Рясный. Архівована копія // Успехи физических наук : библиография. — М., 1990. — № 5. — С. 141—145. Архівовано з джерела 24 грудня 2012. Процитовано 22 березня 2011.
- Т.А.Лозинская. Остатки вспышек сверхновых звезд. Наша энциклопедия. Архів оригіналу за 1 червня 2009. Процитовано 22 березня 2011.
- Sergei Popov. Остатки сверхновых. аннотированный обзор astro-ph с 2004 года. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 22 вересня 2011.
- D.A. Green. A Catalogue of Galactic Supernova Remnants. Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, University of Cambridge. Архів оригіналу за 4 квітня 2011. Процитовано 22 березня 2011.(англ.)
- Introduction to Supernova Remnants. SAO, Smithsonian Institution, Goddard Space Flight Center, NASA. Архів оригіналу за 11 березня 2007. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
- NASA's Imagine: Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center, NASA. Архів оригіналу за 17 березня 2011. Процитовано 22 березня 2011.(англ.)
- Astronomy Knowledge Base: supernova remnant. School of Information Technology and Engineering, University of Ottawa. Архів оригіналу за 5 липня 2006. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
- Afterlife of a Supernova. Jeff Barbour, 08 Jun 2005, Universe Today. Архів оригіналу за 3 травня 2007. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
- 2MASS Atlas Image Gallery: Supernova Remnants. The Two Micron All Sky Survey at IPAC, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 27 вересня 2011. Процитовано 22 вересня 2011.(англ.)
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||
